De la Lune

Autour de quelques-unes des planètes, circulent des planètes secondaires^ c*est-k-dire les satellites^ dont le nombre connu aujourd'hui s'élève à 22. Il y en à 1 autour de la Terre, 4 autour de Jupiter, 8 autour de Saturne, 8 autour d'Uranus, 1 autour de Neptune.

Examinons avec attention le plus important pour nous de tous ces satellites, celui qui tourne autour de la Terre : c'està-dire la Lune.

Distance^ mouvements et dimensions de la Lune.

Ce globe est éloigné de 38 000 myriamètres de la Terre, autour de laquelle il décrit une orbite elliptique, où se trouvent un périgée et un apogée; sa vitesse dans cette orbite est de 5 myriamètres par minute. Indépendamment de son mouvement particulier , la Lune a encore à suivre le mouvement que la Terre exécute autour du Soleil. Elle emploie 27 jours 7 heures 43 minutes à revenir se placer entre le Soleil et la même étoile, et accomplit ainsi sa réwlution périodique^ sidérale x>\x tropique; mais, pendant ce temps, la Terre s'est avancée dans son orbite, la Lune ne la retrouve plus où elle Tavait laissée, et il lui faut encore 2 jours 5 heures pour l'atteindre , c'est-à-dire pour se mettre de nouveau en conjonction avec cette planète et le Soleil, ou, en d'autres termes, pour se placer entre eux; ces retours à la même position par rapport au Soleil et à la Terre s'effectuent en 29 jours 12 heures 44 minutes, et

forment une révolution synodique^ un mois lunaire ou une lunaison» Nous ferons remarquer qu'on donne à chaque lunaison ou Lune le nom du mois où elle commence : ainsi la Lu/ne de Mars est la lunaison qui commence en mars.

Il existe encore la révolution anomalistique^ temps qui s'écoule entre deux passages de la Lune au périgée, et qui est de 27 jours 13 heures, c*est-à-4ire un peu plus long que la révolution périodique.

La Lune est environ 50 fois plus petite que la Terre, et c'est un des moindres globes du système solaire ; cependant, comme elle est près de nous, son diamètre apparent égale celui du Soleil ; il change d'ailleurs un peu avec l'éloignement et le rapprochement du satellite, et varie entre 29 minutes 30 secondes et 33 minutes 30 secondes. Sa masse est environ le 88* de la masse de la Terre, et sa densité égale les I de celle de notre globe.

La Lune présente toujours la même face à la Terre, et emploie à tourner sur elle-même précisément le même temps qu'elle met à décrire sa révolution périodique, c'est-à-dire 27 jours 7 heures 43 minutes. Nous ne connaissons donc qu'un hémisphère de la Lune ; cependant une petite inclinaison de son axe sur son orbite, l'effet de son mouvement de translation, qui n'est pas uniforme comme celui de sa rotation (car la Lune marche plus rapidement dans soâ orbite à son périgée qu'à son apogée}, enfin les situations diverses du spectateur relativement à l'astre à mesure qu'il s'élève sur l'horizon, font que les taches placées vers les bords du satellite offrent un léger mouvement d'oscillation qui les montre et les cache successivement : c'est ce qu'on nomme les librations. Pour expliquer ce mouvement de rotation dans le même temps que celui de translation, Lagrange a supposé que la Lune a l'une de ses faces plus allongée que l'autre, par conséquent plus soumise à la force de l'attraction, et, à cause de sa plus grande masse, toujours tournée du c6té de la Terre, qui l'attire.

COSM. 2

La translation de la Lune autour de notre planète, combinée avec la translation de la Terre autour du Soleil, fait suivre à la Lune, dans le cours d'une année, une courbe d'une forme singulière, appelée épicycMde, composée de douze arcs qui viennent s'appuyer, par leurs extrémités communes, sur une courbe concentrique à Torblte de la Terre. De plus, le plan de l'orbite lunaire change un peu d'inclinaison sur l'écliptique, et se balance légèrement au «dessus et au-dessous d'une position moyenne. La Lune décrit donc, non une véritable ellipse, mais une sorte de spirale elliptique, dont les spires sont très^rapprocuees*

De ce que le plan de l'orbite lunaire est incliné de 5 degrés 9 minutes sur l'écliptique, il résulte que la Lune nous parait aller de 5 degrés 9 minutes au delà de la marche apparente du Soleil; nous voyons donc, à certaines époques, la Lune s'élever, à son passage au méridien, de 5 degrés 9 minutes au-dessus de la plus grande hauteur du Soleil en été,vet d'autres fois rester de la même quantité au-*des8ous de la plus petite hauteur méridienne du Soleil en hiver. La Lune, lorsqu'elle est pleine, s'élève plus haut et reste en général plus longtemps sur notre horizon en hiver qu'en été; car, étant en opposition avec le Soleil, elle doit s'élever dans les régions septentrionales précisément en rapport avec l'abaissement du Soleil dans les régions méridionales.

Par suite de la rotation de la Terre, la Lune, de même que tous les autres astres, parait accomplir un mouvement de révolution diurne autour à% notre globe. On appelle jour lunaire, une révolution qui la ramène en face d'un môme point de la Terre ; ce temps est de 24 heures 50 minutes ; il dépasse de 50 minutes le temps que la Terre emploie à tourner sur elle-même, parce que, pendant la révolution de celle-ci sur son axe, la Lune s'est avancée dans son orbhe, et il faut encore 50 minutes pour qu'un même point de la Terre

se retrouve en face de la Lune; cet astre parait donc se lever et se coucher chaque jour 50 minutes plus tard ; son retard moyen sur le Soleil est de 12 degrés 1 1 minutes par jour.

phases de la Lune.

Gomme la Lune ne réfléchit que la lumière du Soleil, une moitié seule de sa surface est éclairée, et, suivant la place qu'elle occupe, elle nous offre des aspects très-différents; quelquefois même elle est tout à fait invisible : ces variations sont ks phases* On donne des noms particuliers aux phases que la Lune présente à chaque huitième de sa course. Ainsi, lorsqu'elle est entre le Soleil et la Terre, elle ne tourne vers celle-ci que sa moitié obscure, nous ne l'içercevons pas : c'est la nouvelle Lune^ la néoménie, la conjonction^ ou la pre-mière syzygie. — Trois jours et demi après la nouvdle Lune, elle montre le quart d'un cercle : c'est l'époque du croissant ou du premier octant. —Bientôt après, se présente an demicercle lumineux» et la phase prend le nom de premier quartier^ de première quadrature ou de premier quadrant; la Lune est alors dikhotome. — Elle offre ensuite à peu près la figure d'un ovale, et forme le deuxième octant. — Quatorze jours et demi après la nouvelle Lune, nous apercevons toute la partie éclairée du satellite, tout un cercle lumineux : c'est le temps de la pleine Lune^ de Vopposition ou de la seconde syzygie. — Peu à peu nous voyons le côté luminelix reprendre la forme presque ovale qu'il avait auparavant, et nous offrir les trois quarts d'un cercle : cette phase est le troisième octant, — Puis nous voyons de nouveau un demi-cercle, qui forme le dernier quartier^ ou la deuxième qv^adratute^ le deuacième quadrant, — Le déclin ou qucUrième octant suit bientôt , et U Lune revient enfin se perdre dans les rayons du Soleil.

La conjonction se figure ordinairement par le signe çf ; l'opposition, par le signe <k>; les quadratures, par celui-ci Q.

Le temps qui s'écoule entre la nouvelle et la pleine Lune,

et durant lequel la partie éclairée de l'astre, vue de la Terre, augmente graduellement d*élendue, s'appelle période de la Lune croissante, et le temps qui sépare la pleine Lune de la nouvelle Lune du mois suivant, porte le nom de période de la Lune décroissante, ou de période du décours.

La Lune tourne ses pointes vers l'orient, et par conséquent sa face éclairée vers l'ouest, pendant toute la période croissante, c'est-à-dire tant qu'elle se lève après le Soleil, et qu'elle nous apparaît à gauche de cet astre, ce qui arrive, jusqu'à ce que, parvenue à la pleine Lune, elle passe à l'opposé du Soleil. A partir de ce moment, on peut dire qu'elle se lève avant le Soleil, et, durant toute la période décroissante, la portion éclairée de la surface lunaire est tournée vers l'orient, car c'est de ce c6té qu'on verra le Soleil se le* ver après la Lune; nous voyons alors le satellite placé à droite du Soleil ; ses pointes sont dirigées à l'occident.

Une faible clarté, qu'on appelle lumière cendrée, fait quelquefois distinguer la partie obscure du disque lunaire, à l'époque du croissant et de la conjonction. Ce phénomène est produit par la lueur que la Terre projette sur la Lune.

Un observateur qui serait sur la Lune verrait jaussi des phases à la Terre : elle lui paraîtrait pleine, lorsque la Lune est nouvelle pour nous; elle serait obscure ou nouveUe^ lorsque la Lune se montre pleine à nos yeux ; elle offrirait enfin ses qiuirtiers aux époques mêmes des quartiers du satellite.

Constitution de la Lune,

La Lune présente l'apparence d'une masse extrêmement aride, brûlée, et parsemée de cavités profondes, de plaines et de montagnes qui semblent s'élever à 4 ou 5 mille mètres. Ces montagnes projettent des ombres qui apparaissent comme des taches mobiles; le nombre en est considérable; presque toutes ont une forme circulaire, paraissent couron-

nées de cratères, et offrent un caractère éminemment volcanique. Il ne parait pas y avoir d'atmosphère dans la Lune : ce qui tend k le prouver, c'est que les rayons lumineux qui nous viennent du Soleil et des étoiles, lorsqu'ils effleurent le disque de la Lune, n'éprouvent aucune déviation, et continuent leur marche en ligne droite. On croit enfin généralement qu'il ne doit s'y trouver non plus aucune masse d'eau, quoiqu'on ait donné le nom de mers à quelques-unes des plus grandes taches de ce globe : car, s'il y en avait, une partie de ce liquide se convertirait en vapeur pour constituer une atmosphère à la Lune^ Cette absence présumée d'air et d'eau peut nous faire penser que, si la Lune a des habitants, ils ne doivent avoir aucun rapport d'organisation avec ceux de la Terre.

Nous avons dit que le mouvement de rotation de la Lune s'exécute dans le même temps que son mouvement de translation, et qu'elle tourne toujours le même côté vers la Terre : il en résulte qu'un même point lunaire a un demi-mois de jour et un demi-mois de nuit; il éprouve, pendant son long jour, l'action continue des rayons calorifiques et lumineux, et doit avoir une chaleur brûlante ; puis, dans sa longue nuit, il est exposé à une température glaciale, et d'autant plus rigoureuse, qu'aucune atmosphère ne protège la Lune contre la communication immédiate avec les espaces célestes, pénétrés d'un froid si vif.

La lumière qui nous parvient de la Lune est 300 000 fois plus faible que celle du Soleil, et ne possède pas de chaleur sensible; car, concentrée au foyer des plus fortes lentilles, elle n'exerce aucun effet sur le thermomètre; cependant

4 . Soirant quelques obserrateiin, entre autres M. Ponif , U y aurait eu autrefois de l'eau à la surface de la Lune ; mais cette eau est aujourd'hui à Tétat de glace , et les rayons solaires ne peuvent plus la ramollir, exposée qu'elle «st au froid des espaces planétaires; ce froid et d'autres causes inconnues doirent avoir absorbé et fixé tout Fair atmosphérique qui^ selon les mêmes sarants, existait anciennement autour de la Lune.

elle a une certaine puissance pour produire des effets chimiques : car on a obtenu des images photographiques de la Lune.

L'aspect qu'offrirait la Terre à l'observateur placé sur la Lune serait plus varié et sans doute plus beau que celui que nous présente la Lune; d'abord elle montrerait une surface 14 fois plus considérable et par conséquent une lumière beaucoup plus abondante ; ensuite le mouvement que notre planète exécute sur elle-même ferait passer successivement devant l'observateur les continents, les îles, les mers; les nuages, il est vrai, en cacheraient certaines parties ; mais, en s'entr'ouvant et en se dissipant par inter^ valles, ils ajouteraient un charme de plus à ce brillant coup d'œil.

Éciipse»,

La Lune, en passant entre le Soleil et la Terre, et la Terre, en passant entre le Soleil et la Lune, se couvrent mutuellement de leur ombre, et produisent le phénomène des éc%^6^ Si la Lune passe entre la Terre et le Soleil, elle nous cache celui-ci : c'est une éclipse de Soleil; si la Terre est entre la Lune et le Soleil, elle empêche les rayons de ce dernier d'arriver au satellite : elle produit une éclipse de Lune. Il semble d'abord que chaque syzygie devrait donner lieu à une éclipse : cela serait en effet, si l'orbite de la Lune se trouvait dans le même plan que celle de la Terre; mais elle lui est inclinée de 5 degrés 9 minutes ; nous avons vu qu'on appelle nosuds les points où l'orbite d'un astre coupe le plan de l'orbite de la Terre; or, une éclipse ne peut être produite que si, à l'époque de la conjonction ou de Topposition, la Lune est dans un nœud ou fort près d'un nœud; les trois astres sont alors sur une même ligne droite; mais, dans le plus grand nombre des syzygies, le satellite n'est pas dans les nœuds.

C'est parce que les éclipses se forment dans le plan del*orbite de la Terre, qu'on a donné à cette orbite le nom à^éclip-

tiqm. On distingue le nœud ascendant et lé nœud descendant : le premier, qui se désigne ainsi ^ , et qu'on appelle quelquefois Tête du Dragon^ a lieu quand la Lune coupe Técliptique en passant du sud au nord ; le second, ainsi représenté^ , et nommé aussi Queue du Dragon^ a lieu quand la Lune coupe ce plan du nord au sud.

Les nœuds se déplacent graduellement, et ne coupent pas, chaque rnois^ Técliptique au même point; mais ils semblent rétrograder sur Fécliptique en sens contraire du mouvement propre de la Lune, c*est-^-dire d'orient en occident: cette rétrogradation est de 19 degrés 20 minutes par an; c'est après 18 ans 6 moLs environ qu'un même nœud exécute complètement sa révolution sidérale et se retrouve exactement au même point de l'écliptiquei vis-k-vis des mêmes étoiles.

Une éclipse quelconque dépend de la position du centre du Soleil et en même temps de celle du centre et du nœud de la Lune : si, k un instant donné, ces trois points sont situés de manière qu'il y ait éclipse, toutes les fois qu'ils se retrouveront dans la même position, on aura une nouvelle éclipse semblable k la précédente; or, on trouve qu'après une période de 18 ans et 11 jours, le Soleil, la Lune et le nœud se retrouvent senaiblement dans la même position, et, par suite, les mêmes éclipses se reproduisent k peu près dans le même ordre. Cette période, qui a été connue des Cbaldéens sous le nom de période de Sa/ros^ offre en général 70 éclipses : 29 de Lune et 41 de Soleil. On observe, chaque année, la révolution synodique des nœuds, révolution qui ramène les nœuds dans une même situation relativement au Soleil, et qui est de 346 jours et deux tiers.

On distingue les éclipses en totale&^ centraleSy pofrtieUes, apjmlses et annulavres.

Une éclipse est totalCy quand Tastie éclipsé est tout k fait caché; elle est centrale^ quand le centre de l'astre éclipsé correspond au centre de celui qui éclipse.

3â COSMOGRAPHIE CÉLESTE.

Elle est partielle^ quand l'astre n'est éclipsé qu'en partie. Pour s'en rendre bien compte, il faut remarquer que, dans les éclipses de Lune, par exemple, le satellite peut ne se trouver couvert qu'en partie par le cône d'ombre de la Terre, ou même être seulement dans le voisinage de ce c6ne d'ombre et ne pas recevoir tous les rayons du Soleil ; il est, dans ce dernier cas, non pas éclipsé précisément, mais rendu plus pâle, il se trouve dans une demi-ombre, qu'on nomme pénonibre. De même, dans les éclipses de Soleil, l'observateur peut être dans le voisinage du cône d'ombre de la Lune, et, sans être dans une obscurité complète, il ne voit pas tout le Soleil, qui, paraissant couvert en partie par une certaine portion du disque de la Lune, s'offre sous la forme d'un croissant lumineux plus ou moins étendu ; cet observateur est dans la pénombre, l'éclipsé est partielle pour lui. D'après un ancien usage astronomique, on estimait la grandeur des éclipses partielles en prenant pour mesure des douzièmes du diamètre de l'astre éclipsé, et l'on donnait k ces douzièmes le nom de doigts. Aujourd'hui on évalue l'éclipsé en centièmes du diamètre du corps éclipsé.

Une éclipse est appulse^ quand elle ne fait qu'efQeurer le disque de l'astre.

Enfin l'éclipsé de Soleil est annulaire^ quand la Lune cache le centre de cet astre et que les bords du disque solaire paraissent tout autour comme un anneau resplendissant; elle a lieu quand le satellite produit l'éclipsé vers l'époque de son apogée, c'est-à-dire lorsque, étant le plus loin de nous, il nous paraît moins grand qu'à l'ordinaire; l'anneau lumineux de cette éclipse sera plus considérable, si la Terre est à son périhélie, c'est-à-dire le plus près possible du Soleil.

Il est facile de concevoir que la Lune couvre de son ombre une étendue de pays plus ou moins grande, selon qu'elle est plus ou moins près de la Terre.

La Terre présente à l'ombre de la Lune, dans les éclipses de Soleil, une surface plus large que la section d'ombre

qu'elle projette elle-même sur le satellite dans les éclipses de Lune ; Tombre de la Lune atteint donc le corps assez volumineux de la Terre plus facilement que Tomldre de notre globe, amincie par Féloignement, n'atteint le corps peu considérable du satellite. Il en résulte que les éclipses de Soleil sont plus fréquentes que celles de Lune ; mais les premières sont beaucoup moins souvent visibles dans un lieu déterminé. L'ombre de la Lune, en effet, ne couvre qu'un petit espace à la fois ; elle trace sur le globe terrestre une bande assez étroite, dans laquelle chaque observateur ne jouit que quelques instants de la vue du phénomène, tandis que les habitants de tout un hémisphère de la Terre peuvent apercevoir l'obscurcissement de la Lune, et, pour chacun, l'éclipsé peut durer jusqu'à 3 heures 36 minutes. La durée la plus grande possible d'une éclipse totale de Soleil pour un point donné est de 5 minutes, et celle d'une éclipse annulaire, de 22 minutes 46 secondes. Il y a environ deux éclipses de Lune sur trois de Soleil; le plus grand nombre d'éclipsés qu'il puisse y avoir dans un an est de sept, et le moindre de deux; celles-ci sont alors des éclipses de Soleil; il n'y a jamais plus de trois éclipses de Lune dans une année.

La Lune ne disparaît pas entièrement dans les éclipses, même totales : elle est encore éclairée alors d'une trèsfaible lumière qui lui vient des rayons du Soleil infléchis par l'atmosphère terrestre. Dans les éclipses totales de Soleil, la Lune offre assez distinctement cette lueur cendrée dont nous avons parlé; car, ces éclipses n'ayant lieu que pour une petite partie de la Terre, le reste de l'hémisphère éclairé de celle-ci envoie à la Lune une abondante lumière, qui est réfléchie par le satellite, mais qu'on ne pouvait distinguer un instant auparavant à cause de l'éblouissante clarté du Soleil.

Vimmersùm est le moment où le corps éclipsé commence à passer derrière celui qui nous en cache la lumière; l'émersUm est le temps où il reparait.

La Lune, se mouvant d'occident en orient, doit entrer par

son bord oriental dans le cône d'ombre de la Terre; ainsi les éclipses de Lune commencent par la région orientàU du disque lunaire» et finissent par la région ocddenude. Par la même raison, c'est la partie occidental du Soleil qui est éclipsée la premiëroy et ce sont les pays orientaux de la Terre qui voient les éclipses de Soleil les derniers*

Il arrive souvent que la Lune éclipse les étoiles; ce phénomène se nomme occîdtation.

Les éclipses ont fourni le moyen de fixer avec précision les dates historiques : en effet, on trouve dans presque tous les historiens anciens le récit détaillé des éclipses qui ont accompagné, suivi ou précédé les événements qu'ils décriavent; on calcule l'époque précise de ces éclipses comme s'il s'agissait de les prédire, et l'on a par conséquent les dates exactes d'un certain nombre de faits principaux. ^

P^erturbatioM des mùunmmu dé U Imhb^

La Terre n'attire pas seule la Lune : le Soleil exerce aussi , en raison de sa masse, un degré très-sensible d'attraction sur ce satellite. Il en résulte des perturbations fort graves daus son mouvement elliptique. Les inégalités du mouvement lunaire sont de deux sortes : les unes sont dites fério^ digues^ et se reproduisent identiquement de la même ma^ nière après un temps assez court; les autres sont appelées séculaires, parce qu'elles exigent souvent plusieurs siècles pour leur entier accomplissement. Les principales inégalités périodiques sont : l^'V équation du centre^ qui est la différence» pour une époque quelconque, entre le mouvement moyen de la Lune et celui qu'elle effectuerait si elle était astreinte à suivre une ellipse régulière ; 2<' Yévection^ qui affecte l'équa* tien du centre elle-même, et la rend plus petite qu'elle ne devrait l'être, vers les syzygies, et plus grande vers les qua^^ dratures; S^" la variation^ qui augmente la vitesse de la Lune dans la première moitié de la course qu'elle a à fran-

cbir entre les quatre phases principales (les deux syzygies et les deux quartiers), et la diminue d'autant dans la seconde; k^ YiquntUm annuelle y diaprés laquelle la Lune nous semble parcourir l'espace avec plus de vitesse quand le mouvement de translation de la Terre se ralentit, et avec plus de lenteur quand la marche de la Terre est plus rapide.

Quant aux inégalités ou perturbations séculaires, elles sont très-nombreuses y et résultent des altérations plus ou moins sensibles que subissent à la longue les divers éléments de l'orbite lunaire et les inégalités périodiques. Les notions qu'on a recueillies sur les éclipses observées par les ancien» peuples, font voir que le mouvement de la Lune a été en s*accélérant depuis les époques historiques, et Ton a constaté une accélération de 10 secondes par siècle. La théorie de l'attraction universelle explique cette accélération de la Lune, et fait voir qu'elle se changera un jour en un ralentissement auquel succédera de nouveau qne accélération.

Influences de la Lune sur la Terre.

Par son attraction sur nos mers, la Lune en attire et sou* lève les eaux, et cause le remarquable phénomène des mariêsK Elle cause aussi dans l'atmosphère terrestre un très-faible mouvement qu'on peut appeler marie atmosphé^ rique^ et dont le maximum parait avoir lieu le jour du dernier quartier, et le minimum le jour du deuxième octant. Mais rien ne peut faire supposer qu'elle cause les changements de temps qu'on lui attribue si généralement ; ses prétendues infliiences sur la gelée du printemps, sur la coupe du bois, sur les plantes, les pierres, les viandes, les œufs, etc., ne sont appuyées sur aucun raisonnement plausible, et doi-

I . Nom renyofons, pour rexplicatlon des marées, à nos Éléments Je géographie physique, p. 85 et suiy.

Yent être reléguées au rang des erreurs populaires, qui, ne sachant pas expliquer certains phénomènes, en ont placé la cause dans Tastre le plus voisin de nous. « Quand nous ignorons les causes des faits qui nous frappent , dit avec beaucoup de raison M. B. Amiot, nous leur en attribuons de chimériques, et, le préjugé une fois répandu, il persiste longtemps, lors même que la science est parvenue à en démontrer Tabsurdité. » Le seul résultat certain que l'expérience des astronomes et des physiciens ait acquis à Tégard de l'influence de la Lune sur le temps, c'est que, à^sus un mois, le nombre de jours de pluie atteint son maximum vers le second octant, et son minimum vers le dernier quartier; cet astre a donc une certaine action sur l'état de l'atmosphère : mais ce fait est bien loin des idées vulgaires, qui attribuent des changements de temps aux quatre phases principales.

Résumé des éléments de la Lune.

Nous résumerons ici les principaux éléments de la Lune :

Distance moyenne de la Terre 38690 myr.

Révolution sidérale ou périodique 27^ 7*" 43" 1 1'

RéTolution synodique • 29J12*'44" 3'

Révolution anomalistique 27^3^ 18" 37'

Inclinaison de Torbite 5» 8' 48"

Excentricité (en parties du demi-grand 4ze de Tellipse

lunaire ) 0,0549

Volume (relativement à la Terre) 0,020

Masse ^ 0,011

2. Satellites de Jupiter, de Saturne, d'Uranus et de Neptune.

Parmi les autres satellites,* les plus intéressants h connaître sont les quatre satellites de Jupiter, dont voici les éléments :